Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Występowanie w widmach gwiazd linii pierwiastków o różnym natężeniu nie oznacza bynajmniej, że skład chemiczny zewnętrznych warstw gwiazdowych, odpowiedzialnych za widma, ulega zmianom wraz z klasą widmową. Już w latach 1920 – 1921 fizyk hinduski Megh Nad Saha wykazał, że różnorodny wygląd widm gwiazdowych można wytłumaczyć zmianami w pobudzaniu i jonizacji atomów w atmosferach gwiazd, bez potrzeby uciekania się do założeń o różnym składzie chemicznym gwiazd różnych klas widmowych. Głównymi zaś czynnikami wywołującymi te zmiany jest temperatura atmosfer gwiazdowych oraz ciśnienie gazów w nich zawartych.

       Badania natężeń linii w widmach gwiazd prowadzą do wniosku, że głównym składnikiem atmosfer gwiazdowych jest wodór, po nim idzie hel, a pozostałe pierwiastki stanowią drobną cząstkę ogólnego składu chemicznego gwiazd. Przyjmując, że skład chemiczny atmosfer gwiazdowych jest jednakowy, możemy w myśl teorii Sahy, opartej na teorii Bohra budowy atomu, wyjaśnić różnorodności w widmach poszczególnych klas widmowych. W gwiazdach chłodnych klasy M pierwiastki występują w postaci neutralnej i mogą się tworzyć proste związki chemiczne. Obserwujemy wprawdzie w widmach tych gwiazd linie serii Balmera wodoru, należące do atomów w stanie wzbudzenia tego pierwiastka, tylko dlatego, że choć główna masa wodoru znajduje się w stanie niewzbudzonym, jednak wielka obfitość wodoru sprawia, że wystarczająca liczba atomów wodoru jest w stanie wzbudzenia, aby w widmie wystąpiły linie absorpcyjne serii Balmera.

       Przy wzroście temperatury wraz z przejściem do klasy K wiele związków chemicznych ulega stopniowo rozpadowi na atomy i z tego powodu pasma cząsteczkowe staja się mniej liczne w widmach gwiazd. Zjawia się natomiast coraz więcej linii odpowiadających wyższym temperaturom. Wzrasta liczba atomów wodoru w stanie wzbudzonym, wskutek czego linie serii Balmera stają się bardziej intensywne. Proces ten postępuje przy dalszym wzroście temperatury do blisko 6000^oC w gwiazdach klasy G. Temperatura w gwiazdach klasy F jest już na tyle wysoka, że atmosfery gwiazd zawierają wiele zjonizowanych atomów metali, których linie dają się zauważyć w widmach. Przybywa jednocześnie atomów metali, których linie dają się zauważyć w widmach. Przybywa jednocześnie atomów wodoru w stanie wzbudzenia i wskutek tego linie serii Balmera przybierają na natężeniu.

       Gwiazdy klasy A charakteryzują się tym, że w ich widmie linie wodorowe serii Balmera osiągają maksimum natężenia. Jest to spowodowane tym, że w temperaturze rzędu 10 000 K właściwej gwiazdom klasy A wszystkie prawie atomy wodoru znajdują się w stanie wzbudzenia, wskutek czego wielka ich obfitość sprawia, że linie wodorowe są bardzo intensywne. Przybywa też linii zjonizowanych metali.

       Przy dalszym wzroście temperatury w gwiazdach klasy B atomy wodoru ulegają jonizacji, czyli rozpadają się na protony i elektrony. Nie mogą więc one pochłaniać kwantów światła, a zmniejszona liczba atomów wodoru nie zjonizowanych jest przyczyną tego, że linie serii Balmera słabną. Natomiast zjawiają się linie helu, który choć występuje obficie w atmosferze gwiazd, nie może dawać linii absorpcyjnych w niskich temperaturach gazu. Wraz z dalszym wzrostem temperatury przy przejściu do klasy O hel ulega jonizacji, wskutek czego w widmie gwiazd zaczynają się pojawiać linie zjonizowanego helu (He II), układając się w serie, podobne do serii linii wodorowych. Zjawiają się też wskutek wysokiej temperatury linie kilkakrotnie zjonizowanych pierwiastków chemicznych, takich jak krzem, tlen i azot. Temperatura gwiazd klasy O5 dochodzi do 70 000 K. Teoretyczną granicę ciągu widmowego stanowiłyby gwiazdy klasy O0 o temperaturze atmosfer powyżej 100 000 K. W tak wysokiej temperaturze jonizacja wszystkich pierwiastków byłaby posunięta bardzo daleko i zjonizowane atomy nie dawałyby w widzialnej części widma żadnych linii absorpcyjnych, gdyż zasadniczo linie wysoko zjonizowanych pierwiastków występują w dalekim nadfiolecie, niedostępnym do obserwacji z powierzchni Ziemi. Gwiazdy klasy O0 miałyby widmo ciągłe bez linii absorpcyjnych.

       W ten sposób ciąg widmowy od klasy O do klasy M daje się wyjaśnić w zupełności przy założeniu, że skład chemiczny wszystkich gwiazd jest jednakowy, a przebieg zmian w widmach przy przejściu od jednych klas do innych można wytłumaczyć jedynie zmianami warunków wzbudzenia i jonizacji w różnych temperaturach.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: